:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

479. vydání (31. 3. 2003)

Druhý týden války klepe na dveře, začalo jaro, změnil se čas. Já si nasunul kraťase a doufám, že na zimní bundu už nedojde. Popíjím čaj a přemýšlím, proč jsme vlastně do IAN zabudovali tyhle úvodníky. Na rozvahy o životě jsem málo filozof, možná bych teda mohl zkusit psát o fotbale, ženských a politice. Fotbal se teď asi bude hrát docela často, když už není kolem bílo, že? Pokud jde o ženské, tak letošní jaro prý bude opět ve znamení minisukní. Doufám, že to dojde i k nám do Kocourkova. No a politika? Ne, to na stránky IAN tahat nehodlám. Takže na fotbal, ženské a politiku se to taky nehodí. Tak k čemu to tady je?

Přitom by stačilo tak málo. Smazat jeden kousek databáze a je od nich pokoj. Zatím to ale dělat nebudu, protože se blíží několik zajímavých akcí, na které je dobré se pořádně připravit. A k tomu mohou tyto úvodníky sloužit docela dobře. Jednou z nich je třeba Noc bez CCD II, která se koná tento víkend. Filip se odlepil od Integralu a dobusoval do Czechie koncem minulého týdne. V pátek přijde do univerzitní kopule sundat CCD kameru a všem zájemcům ukáže oblohu šedesáticentimetrovým reflektorem. Už se docela těším, protože je sezóna kulových hvězdokup a ty jsou v šedesátce dechberoucí. (I když Nick Twisp by to napsal jinak.)

No a ještě k jedné věci jsou úvodníky dobré. Marek mě prosil, ať udělám na IAN reklamu novým stránkám APO. Tak úvodník je k tomu celkem prima místo. Lidé bděte, na Wapo zajděte! Uděláte radost beruškám. Pěkný týden.

Rudolf Novák

 

 

 

Tekuté nitro rudé planety

Nové výzkumy zveřejněné v březnu časopisem Science ukazují, že jádro rudé planety tvoří roztavená hmota. Potvrzují se tak původní předpoklady hovořící o značné podobnosti marťanského jádra s jádrem pozemským.

Výzkumníci z Jet Propulsion Laboratory (JPL) podrobně analyzovali rádiová měření pořízená v průběhu tří let sondou Mars Global Surveyor. Výsledkem bylo zjištění, že jádro planety tvoří kompletně roztavený materiál, případně je zde tekuté vnější jádro s neroztaveným vnitřkem.

Podle dr. Charlese Yodera z laboratoří JPL existuje roztavené jádro planety díky stejnému procesu, který způsobuje u naší planety pravidelný pohyb vodní masy během přílivu a odlivu. V praxi to znamená, že vlivem slapového působení Slunce se hmota planety opakovaně mírně deformuje. Zatímco na Zemi je nejvýraznějším výsledkem slapových sil zvedání a klesání mořské hladiny, u Marsu se slapy projevují zejména měřitelnou deformací samotné hmoty planety. Periodické změny poloměru díky natahování a smršťování materiálu planety představují přibližně jeden centimetr. I tak nepatrnou změnu ale můžeme zaznamenat pečlivým rozborem tvaru gravitačního pole planety. Získané výsledky ukazují, že pravidelné protažení rudé planety je příliš velké, aby mohl být její vnitřek složen pouze z pevného materiálu.

Pro rozbor gravitačního pole využili vědci sondu Mars Global Surveyor na oběžné dráze kolem planety. Z Dopplerova posuvu, který vzniká při vzdalování nebo naopak přibližování zdroje signálu vůči detektoru, velice přesně určili určit tvar gravitačního pole Marsu a odtud také asymetrie v rozložení jeho hmoty. Ukázalo se, že průměr jádra Marsu tvoří zhruba polovinu celkového průměru planety, což je prakticky ve shodě s vnitřní strukturou Venuše nebo naší planety.

Sondě Mars Global Surveyor se navíc podařilo analyzovat proces, který pravidelně probíhá na obou pólech rudé planety. Během něj se určitá část polární čepičky odpaří z jednoho pólu planety, aby postupně přešla do zmrzlého stavu na pólu opačném, kde je momentálně chladněji. Množství takto transportovaného ledu je až o 40 procent vyšší na jižním pólu v porovnání s pólem severním. Možná si teď někdo položí otázku, jak odpařování ledu souvisí s předchozími problémy. Z množství odpařené ledu se totiž dá poměrně přesně určit tvar planety v polárních oblastech. Čím menší množství ledu se odpaří, tím méně zakřivený je povrch planety v daném místě. Sluneční paprsky zde totiž dopadají pod značným úhlem a nezpůsobují tak rozsáhlé tání polárního ledu planety.

Tomáš Apeltauer
Zdroj: JPL News Releases
 

Exoti v Tukanovi

Milisekundové pulsary vstoupily na scénu nedávno a tvoří pozoruhodnou část hvězdné populace. Nejvíce jich pohromadě najdeme v kulové hvězdokupě 47 Tucanae.

Pokud se někdy vydáte k rovníku nebo ještě dál, určitě si nenechte ujít noční oblohu. Budete-li mít štěstí, můžete si na vlastní oči prohlédnout například Magellanova oblaka, nepravidelné galaxie nacházející se doslova za galaktickými humny. U menšího z nich také najdete velmi krásnou kulovou hvězdokupu 47 Tucanae, která se již mnohokrát stala cílem různých astrofyzikálních průzkumů vedených snad ve všech oborech elektromagnetického vlnění. Kombinací pozorování na různých vlnových délkách a s použitím těch nejcitlivějších přístrojů se v této kupě podařilo objevit velmi mnoho zajímavých objektů. Samostatnou skupinu přitom tvoří již zmíněné milisekundové pulsary.

Jedná se o rychle rotující neutronové hvězdy, které jsou, jak známo pozůstatky po explozi supernov typu II a snad i Ib. Do vínku, krom rychlé rotace, dostaly tyto dokonale elektricky vodivé hvězdné zbytky také nepředstavitelně silné magnetické pole a přímo pohádkovou hustotu. ,,Běžná" neutronová hvězda má hmotnost o maličko větší než Slunce, její průměr ale činí ledva dvacet kilometrů. Pokud na Zemi zachytíme kratičké radiové pulsy tzv. pulsarů, jejichž jasnost se mění ze stejných příčin jako jasnost světla pobřežního majáku, umožní nám to velmi spolehlivě měřit jejich rotační periody. Kupříkladu pulsar v srdci Krabí mlhoviny, který vznikl před asi 950 lety, se nyní za jednu sekundu otočí třicetkrát. S přibývajícím časem se ale jeho perioda postupně prodlužuje, klesá i jeho rádiový výkon. Výpočty naznačují, že pulsar prakticky zcela ,,vyhasne'` ve chvíli, kdy se jeho rotační perioda prodlouží na pět sekund. Zdroj rotační energie, z níž se hradil provoz energeticky náročného pulsaru, se prakticky vyčerpá.

Na druhém konci hodnot rotačních period nacházíme tzv. milisekundové pulsary. Jak už je z označení patrné, rychlost rotace je tu řádově jiná, než u obyčejných pulsarů. Některé z nich se dokáží za 1 sekundu vykonat až 500 otáček! Přitom je zajímavé, že samotné milisekundové pulsary nejsou nijak mladými neutronovými hvězdami, spíše naopak. Odkud se tedy bere jejich zběsilé tempo rotace? Vše nasvědčuje tomu, že za vše mohou hvězdy, které s degenerovanou hvězdou tvoří pár. Pokud z té druhé, normální hvězdy přetéká látky na neutronovou hvězdu, pak tento materiál nejen zvyšuje hmotnost neutronové hvězdy, ale udělují jí i moment hybnosti - hvězdu roztáčí. Látka může z normální hvězdy na zhroucenou komponentu přetékat z řady důvodů, hvězda může v důsledku svého pokročilého vývoje vyplnit svůj Rocheův lalok a odtud má vytékat na druhou složku, ve svrchních vrstvách hvězdy může probíhat mohutná hvězdná aktivita vedoucí k výronu látky v důsledku nečetných erupcí a protuberancí, hmotu může k neutronové hvězdě přivádět i odpařování hvězdné atmosféry opékané z jedné strany miliony stupňů teplou neutronovou hvězdu. Tak je tomu třeba v případě pulsaru PSR 1957+20 - přezdívanému Černá vdova. Životnost těchto sekundárních složek není dlouhá a tak najdeme v milisekundových pulsarech už jen onu rychle rotující neutronovou hvězdu, která svoji družku dílem pohltila, dílem rozmetala do prostoru..

Zajímavou výjimku ovšem tvoří pulsar 47 Tuc W, který se nachází takřka v jádře kulové hvězdokupy 47 Tuc. Neutronová hvězda se otáčí šíleným tempem - za jednu pozemskou vteřinu celkem 425krát. Dalo by se čekat, že pokud zde nějakého průvodce najdeme, bude to notně vyždímaná stálice. Ovšem pozorování HST, Chandry a radiová měření z Parkesovy observatoře ukazují, že druhá složka je docela obyčejná hvězda hlavní posloupnosti. Dokonce ani nevyplňuje svůj Rocheův lalok, takže jak přišel pulsar k tak krátké periodě?

Vysvětlení hledají astronomové v poloze celého systému. 47 Tucanae je velmi bohatá hvězdokupa a je celkem pravděpodobné, že k druhé složce mohl ,,náš`` pulsar přijít náhodou - jednoduše se při vzájemné pouti oba objekty zachytily svými gravitačními sítěmi a tvoří dnes těsný pár. Pulsar tedy za nejasných okolností přišel o svoji původní družku (to se mohlo stát vlivem gravitačních poruch od blízkých hvězd poté, co hvězda ztratila valnou část své hmoty) a zachytil si novou. Otázkou ovšem je, co se stane, až se hvězda ve svém vývoji dostane do fáze obra, nafoukne se a začne opět roztáčet neutronovou hvězdu. Rychlost rotace totiž není neomezená a poté, co dosáhne určité meze (limit je asi jedna milisekunda na otáčku), může být pulsar zničen. Stejně jako v případě Černé vdovy se ale může stát, že se značná část materiálu hvězdy ,,odpaří`` (systém je velmi těsný). Jaký osud pak pulsar potká, o tom se ale můžeme nyní jen dohadovat.

Rudolf Novák, Zdeněk Mikulášek
Zdroj: Sky & Telescope, Internet
 

Podivuhodná hvězda v Jednorožci

Před více než rokem se na obloze objevila nová hvězda. Původně se zdálo, že se jedná o další ,,obyčejnou`` novu, ale další pozorování ukázala nadmíru zajímavý a hlavně exotický objekt. Přestože jako Podivuhodná už se označuje Mira, V 838 Monocerotis se s ní asi o jméno podělí.

Krátce po Novém roce 2002 objevil australský astronom M. J. Brown nový objekt v souhvězdí Jednorožce o hvězdné velikosti asi deset magnitud. Takových nových hvězd se každý rok objeví celá řada, vesměs se jedná o novy, supernovy, nebo některé trpasličí novy, u kterých jsou velmi dlouhé intervaly mezi vzplanutími. Na klasickou novu ale byl nárůst jasnosti V 838 Monocerotis velmi malý. V minimu měla hvězda asi šestnáctou velikost, takže amplituda zjasnění odpovídala spíš neznámé trpasličí nově.

Takovému vysvětlení ale neodpovídala spektra. Z těch totiž vyplynulo, že V 838 Mon obklopuje obálka, která se rozpíná. Tempo rozpínání však nedosahovalo hodnot běžných pro novy a také její teplota byla mnohem menší, nová proměnná hvězda tak byla označována jako podivuhodná.

Další dějství celého příběhu přišlo necelý měsíc po objevu ,,nové`` hvězdy. Je velmi pěkné, že tentokrát se na astronomická prkna, která znamenají svět, vyšplhali také domácí amatérští astronomové. Ladislav Šmelcer z hvězdárny ve Valašském Meziříčí totiž v noci z druhého na třetího února 2002 objevil nápadný nárůst jasnosti nové proměnné a rychle o tom informoval další pozorovatele v ČR a ve světě. Na konci tohoto zjasnění byla 838 Mon na hranici viditelnosti pouhým okem, v infračerveném oboru se dokonce její hvězdná velikost vyšplhala na neuvěřitelných 2,6 magnitudy!

Tou dobou se z 838 Mon stala mediální ,,hvězda'` a 17. února se na ni dokonce zaměřil Hubblův dalekohled. Ten objevil velmi složitou strukturu prstenů v okolohvězdném materiálu, s vnitřním průměrem necelých osm tisíc astronomických jednotek. Během roku pak došlo ke změnám ve spektru hvězdy. S tím, jak hvězda slábla se také postupně ochlazovala. Dokonce se podařilo odhalit v soustavě druhou složku, obra spektrální třídy B.

Více než po roce je 838 Monocerotis v dosahu velkých dalekohledů, takže amatérská pozorování nahradily profesionální týmy u velkých dalekohledů, kde se průběžně měří nejen jasnost hvězdy, ale také a hlavně se pořizují spektra objektu, sleduje se ozářená obálka.

Právě ta se během posledního roku stala několikrát cílem nové kamery na palubě HST - ACS (Advanced Camera for Surveys). Hubblův dalekohled dal astronomům k dispozici data, která ze Země pořídit nemůžeme (byť některé pozemské snímky osvětlené obálky existují a jsou také nádherné). Na snímcích z ACS je obálka exponována v různých částech roku a zdá se, jako by se během této doby výrazně rozepnula. Pokud by se doopravdy jednalo o rozpínání materiálu, musel by se plyn pohybovat nadsvětelnými rychlostmi, což je v rozporu se zákony fyziky. Jak je tedy možné, že se tak výrazně mění její vzhled?

Vysvětlení musíme hledat v tzv. světelných ozvěnách. Světlo, které při zjasnění opustilo atmosféru hvězdy doletělo k Zemi, kde jsme si všimli zjasnění. Při tom také postupně ozařuje okolní prostor V 838 Mon a s určitým zpožděním teď budou k Zemi putovat fotony odražené nebo znovu vyzářené z různých částí okolní mlhoviny. Důvod by měl být zřejmý z přiložené animace.


K prohlížení této animace musíte mít Macromedia Flash Plugin.

Dodnes ale přesně nevíme, o jaký druh objektu se jedná. Původní domněnka, že by se mohlo jednat o tzv. heliový záblesk hvězdy pozdní spektrální třídy (dochází k němu v důsledku chemických změn poblíž jádra hvězdy při jaderném hoření), asi nebude k vysvětlení stačit. Hvězdy v tomto stadiu se totiž chovají jinak. V historii se s podobným chováním astronomové zatím setkali jen jednou a to v případě extragalaktické M 31RV, která byla ale velmi málo studována. Podivuhodná V 838 Monocerotis si tedy ještě nějakou dobu uchová své tajemství a my se zatím můžeme kochat nesmírně krásnými zákoutími jejího přilehlého okolí. Právě to nám totiž nyní vypovídá cosi o tom, jak se chovala hvězda v minulosti. O tom, jak se bude chovat během následujících let se ale můžeme jenom dohadovat.

Rudolf Novák
Zdroj: NASA News
 

Překvapení černých děr

Černé díry jsou pravděpodobně nejexotičtější útvary ve vesmíru. Jak se zdá, rozroste se tato skupina o nový druh. Zajímavý objev družice XMM-Newton to naznačuje.

Možná jste se s tím setkali. U nás na hvězdárně se s tím určitě setkáte. Člověk, který vám tu ukazuje vesmír, nenápadně namíří dalekohled do míst, kde je vidět pouze obloha (ta vypadá celkem černě) a řekne vám: ,,Tak takhle nějak vypadá černá díra.`` Ti škodolibější si nechávají od návštěvníků líčit co vše je v zorném poli dalekohledu vidět, ti slušnější rovnou vysvětlí, proč to dělají. I když to rád nemám, musím uznat, že to je celkem zábavné, ale hlavně je i velmi pravděpodobné, že v daném směru leží obrovské množství černých děr. Jenom prostě nejsou vidět.

Většina černých děr ale vypadá jinak díky svému okolí. A proto také nemám rád to míření do prázdna. Každou noc můžeme návštěvníkům nějakou díru ukázat, stačí namířit do dalekohledu libovolnou galaxii. V jejich centru totiž spolehlivě najdete velmi hmotnou černou díru, navíc bývají galaxie velmi pohledné a dá se o nich leccos povídat. Jiným typem černých děr jsou pak tzv. hvězdné černé díry. Jsou mnohem méně hmotné, vznikají při zhroucení obyčejných, ale velmi hmotných hvězd. Zatím jediná šance je spatřit přichází tehdy, nachází-li se v její blízkosti nějaký další objekt. Nejčastěji druhá hvězda. Podobné jako v případě dvou stálic obíhajících společné těžiště, může i v páru obsahujícím černou díru vzniknout tzv. akreční disk. Akreční disky kolem černých děr jsou právě naše šance jak si prohlédnout černou díru, i když ta sama o sobě vidět není. Plyn pohybující se v jejím gravitačním poli se totiž postupně zahřívá, to jak se blíží k horizontu událostí a nakonec může být silným zdrojem rentgenového záření.

Podobný akreční disk pozorovali astronomové z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics pracující se satelitem XMM Newton. A zjistili, že plyn v disku se pohybuje kolem černé díry, jejíž hmotnost leží někde mezi obyčejnými hvězdnými černými děrami a supermasivními děrami v centrech galaxií. Nikdo zatím neví, jak takové černé díry vznikají. Jedna z teorií k vysvětlení vyžaduje splynutí několika černých děr. Je také možné, že tyto hmotné díry vznikají v centrech kulových hvězdokup v důsledku srážek hmotných hvězd. Koneckonců o takové možnosti už informovali astronomové pozorující s Hubblovým dalekohledem. Ale vysvětlit velké hmotnosti těchto černých děr můžeme i zhroucením exotických hvězd z velmi ranného vesmíru.

Pozorování družice XMM-Newton odpověď nedávají. Víme jenom, že v galaxii NGC 1313 existují dva zdroje velmi intenzivního rentgenového záření, obsahující černé díry o hmotnostech asi dvou až pěti stovek násobků Slunce. Nikdo ale neví, kde se tam vzaly.

Rudolf Novák
Zdroj: CFA Press Release
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...